Эволюция Вселенной и происхождение жизни - Теерикор Пекка (читать книги полностью TXT) 📗
В нашей Солнечной системе газовые планеты-гиганты расположены на периферии, а каменистые планеты — во внутренней области. Но первая же экзопланета, обнаруженная у звезды солнечного типа, оказалась гигантом, расположенным очень близко от светила. Это не согласуется с картиной Солнечной системы, но это именно то, что должен был дать метод лучевых скоростей. Уже обнаружены сотни экзопланет, причем большинство — методом лучевых скоростей. Похоже, что для таких систем типичны близкие к звезде планеты-гиганты. Эти гиганты вызывают настолько сильный возмущающий эффект, что планеты типа Земли не смогли бы там двигаться по устойчивым орбитам на расстоянии от звезды, пригодном для жизни. Означает ли это, что наша Солнечная система — исключение из правил? Есть ли надежда найти планеты типа Земли у других звезд?
Современные оптические спектрографы могут зафиксировать малейший сдвиг спектральных линий. В результате одного наблюдения они способны измерить скорость звезды с потрясающей точностью 0,6 м/с. Как мы знаем, под влиянием Юпитера Солнце колеблется относительно стороннего наблюдателя со скоростью 13 м/с. Для обнаружения объекта типа Юпитера на расстоянии 5 а. е. от звезды типа Солнца понадобится много независимых наблюдений в течение нескольких орбитальных периодов планеты. Для орбиты с периодом 12 лет потребовалось бы наблюдать весьма длительное время. С другой стороны, у планет типа Земли довольно короткий орбитальный период — всего год, но современная наблюдательная техника не позволит заметить вызванные такой планетой вариации скорости звезды, поскольку их амплитуда всего 0,1 м/с.
Рост массы планеты или уменьшение ее расстояния от звезды увеличивают вариации скорости, и, следовательно, повышаются шансы открытия планеты. Значит, этот метод нацелен на поиск планет-гигантов, близких к звезде. Более того, необходимо пронаблюдать влияние планеты в течение нескольких орбитальных периодов, прежде чем заявлять об открытии, а значит, и здесь предпочтение на стороне близких планет с коротким орбитальным периодом. К тому же этот метод не годится для обнаружения планет, орбитальная плоскость которых перпендикулярна лучу зрения. А поскольку большинство экзопланет найдено именно этим методом, то можно ожидать, что существует немало планетных систем, похожих на нашу, но недоступных для обнаружения этим наиболее успешным из современных методов. Разумеется, в астрономии мы часто сталкиваемся с эффектами селекции, поскольку проводим наблюдения издалека и не можем путешествовать среди звезд. Мы уже сталкивались с этим на примере эффекта Малмквиста (см. главу 21): на больших расстояниях удается увидеть только ярчайшие звезды и галактики — так сказать, вершину айсберга.
Для обнаружения экзопланет сейчас используется несколько методов. Каждый из них имеет свои ограничения, и все вместе они удачно дополняют друг друга. Например, метод прохождений, состоящий в поиске затмения звезды планетой, очень чувствителен к ориентации орбиты. Его преимущество состоит в том, что можно искать эпизоды прохождения планеты перед своей звездой одновременно у огромного количества звезд, фактически — у всех звезд в поле зрения камеры. Как показано на рис. 32.2, прохождение планеты размером с Юпитер перед Солнцем вызовет для удаленного наблюдателя ослабление блеска светила на 1 %, и это затмение с плоским минимумом продлится около 30 часов. Чтобы убедиться, что это явление вызвано именно планетой, нужно пронаблюдать по меньшей мере три затмения, которые будут происходить в точно рассчитанный день с периодом, например в случае Юпитера, около 12 лет. Этот метод очень удобен для короткопериодических орбит. А если привлечь еще и данные метода лучевых скоростей, то можно точно измерить не только размер, но и массу, а значит — и плотность планеты. Большинство экзопланет, изученных таким способом, имеют плотности, сравнимые с плотностью воды, но встречаются и очень рыхлые, с плотностью всего лишь в четверть плотности воды.
Рис. 32.2. Обнаружение экзопланеты по затмению. Планета (черный кружок) проходит перед диском звезды (большой белый кружок), приводя к ослаблению ее наблюдаемого блеска (см. график зависимости блеска от времени). Когда планета (пунктирный кружок) находится за звездой, она не оказывает влияния на блеск звезды (верхняя горизонтальная линия на графике).
Ранее мы уже рассказывали о гравитационном линзировании. Рассмотрим лучи света далекой звезды, идущие в сторону нашего телескопа. Если между телескопом и далекой звездой находится некоторый объект, например более близкая к нам звезда, то свет далекой звезды будет немного отклоняться ее тяготением и может сфокусироваться на нашем телескопе. При этом далекая звезда станет выглядеть ярче. Если же в роли гравитационной линзы окажется звезда с планетой, то явление будет двойным: на фоне пика яркости, вызванного звездой, появится пик яркости, вызванный планетой.
Для каждой планеты явление гравитационного линзирования уникально. Вероятность того, что его можно будет наблюдать еще раз, очень мала. Если орбитальная плоскость обнаруженной планеты ориентирована к нам ребром, то в принципе ее можно исследовать и в будущем, используя затмение. Этим методом можно находить далекие планеты, и это может быть лучшим способом обнаружить планеты земного размера.
А почему мы просто не смотрим на звезду в телескоп и не ищем рядом с ней планеты? Этот метод прямого изображения кажется простым, но на самом деле его очень трудно использовать из-за огромной разницы в яркости звезды и планеты. Для далекого наблюдателя наше Солнце ярче Юпитера примерно в миллиард раз. Чтобы снизить эффект ослепляющего света звезды, были разработаны изящные методы. Один из уже доказавших свою эффективность — вынос телескопа на орбиту, выше воздушного слоя, размывающего изображение. Способность космического телескопа разрешать малые углы ограничена в основном дифракцией световых волн. У космического телескопа «Хаббл» этот так называемый предел Рэлея для видимого света составляет 0,055". При таком разрешении, в принципе, можно увидеть раздельно Юпитер и Солнце с расстояния 95 пк (310 световых лет). Но на практике яркий свет звезды создает серьезные проблемы, поскольку он превосходит яркость планеты в 1 000 000 раз даже в первом дифракционном минимуме — наиболее выгодном положении планеты для ее обнаружения. В этом случае, чтобы зарегистрировать изображение планеты, потребовалась бы неделя драгоценного наблюдательного времени телескопа «Хаббл». Если основываться только на разрешении телескопа «Хаббл», то планету на такой орбите, как у Земли, можно было бы обнаружить с расстояния 18 пк. Но близкие к звезде планеты надежно прячутся в ее блеске. Планеты, далекие от звезды, легче увидеть, особенно если они большие и хорошо отражают свет. В тех немногих случаях, когда планеты обнаруживались непосредственно по их изображению, они располагались довольно далеко от своей звезды.
Европейская южная обсерватория (ESO) представила в 2007 году новый прибор для охоты за планетами — интегральный полевой спектрограф, разработанный под руководством Нираяна Тхатте. Он получает быструю последовательность изображений на разных длинах волн. В таких изображениях различные возмущающие эффекты меняются с изменением длины волны, но звезда и планета должны оставаться на одном и том же месте независимо от длины волны. Этот прибор будет использован на Очень Большом Телескопе (VLT ESO) в Чили. Сейчас VLT является самым передовым наземным телескопом: он имеет четыре 8,2-м инструмента, которые можно использовать как раздельно, так и вместе.
Рис. 32.3. Первое изображение экзопланеты было получено в 2004 году группой под руководством Гаёля Шови, использовавшей 8,2-м телескоп VLT Yepun (ESO) с системой адаптивной оптики в инфракрасном диапазоне (см. рис. 1 на цветной вкладке). Центральная звезда 2М1207 — это тусклый коричневый карлик в созвездии Кентавр, невидимый невооруженным глазом. Слева от него планета, которая примерно в пять раз массивнее Юпитера. С разрешения ESO.
